University of Groningen Microlensing in Andromeda de Jong, Jelte

University of Groningen
Microlensing in Andromeda
de Jong, Jelte
IMPORTANT NOTE: You are advised to consult the publisher's version (publisher's PDF) if you wish to
cite from it. Please check the document version below.
Document Version
Publisher's PDF, also known as Version of record
Publication date:
2005
Link to publication in University of Groningen/UMCG research database
Citation for published version (APA):
de Jong, J. T. A. (2005). Microlensing in Andromeda [S.l.]: [S.n.]
Copyright
Other than for strictly personal use, it is not permitted to download or to forward/distribute the text or part of it without the consent of the
author(s) and/or copyright holder(s), unless the work is under an open content license (like Creative Commons).
Take-down policy
If you believe that this document breaches copyright please contact us providing details, and we will remove access to the work immediately
and investigate your claim.
Downloaded from the University of Groningen/UMCG research database (Pure): http://www.rug.nl/research/portal. For technical reasons the
number of authors shown on this cover page is limited to 10 maximum.
Download date: 18-07-2017
Nederlandse Samenvatting
H
ET doel van de sterrenkunde is het beschrijven en, op basis van natuurkundige wetten,
begrijpen van het heelal. Over het algemeen lukt dat heel aardig. De levensloop van
de sterren en de samenstelling en struktuur van de melkweg zijn bekend. Zelfs de oorsprong
van het heelal denken we te begrijpen. Maar de moderne sterrenkunde kampt met een toch
wel zeer frustrerend probleem. We weten namelijk dat we zo’n 90% van alle materie in het
heelal (nog) niet kunnen waarnemen. Omdat we deze materie dus niet kunnen zien, noemen
we het ‘donkere materie’. Ook weten we niet waaruit deze materie bestaat. In dit proefschrift
proberen we bewijs te vinden voor het bestaan van één mogelijke vorm van deze mysterieuze
materie.
Het onzichtbare heelal
Het bepalen van de massa van objecten in het heelal is geen gemakkelijke opgave. Het
zal duidelijk zijn dat het niet mogelijk is om bijvoorbeeld een ster op een weegschaal te
leggen. Slechts in sommige gevallen is het mogelijk om een ster te ‘wegen’. Het beste
voorbeeld is de dichtstbijzijnde ster die er is, namelijk de zon. De aarde draait in één jaar
precies één rondje om de zon. Maar een object dat in een cirkel beweegt, wil eigenlijk in
een rechte lijn wegvliegen. Denk bijvoorbeeld aan de kogel die door een kogelslingeraar
wordt weggeslingerd. En hoe sneller de kogel rondgeslingerd wordt, hoe groter de snelheid
waarmee hij weg wil vliegen. Net als de kogel van een kogelslingeraar wil de aarde ook
eigenlijk in een rechte lijn van de zon wegvliegen. De reden waarom dat niet gebeurt is dat
de zon en de aarde elkaar aantrekken door middel van de zwaartekracht. De zwaartekracht
is de kracht waarmee alle objecten met massa elkaar aantrekken, waarbij geldt: hoe groter
de massa, hoe groter de zwaartekracht. Omdat we weten hoe ver de aarde van de zon staat
en hoe lang een rondje om de zon duurt kunnen we de zwaartekracht berekenen die nodig
is om te zorgen dat de aarde in zijn baan blijft, en dat geeft de massa van de zon. Deze
manier van massabepaling met behulp van de bewegingen van objecten, wordt dynamische
massabepaling genoemd en is in principe heel betrouwbaar.
Een andere manier van massabepaling berust op het afleiden van de massa van een object
op basis van hoe het er uit ziet. Deze methode wordt vooral gebruikt voor het bepalen van
de massa van melkwegstelsels en clusters van melkwegstelsels. Melkwegstelsels zijn enorme
174
Nederlandse Samenvatting
Figuur 7.1 – Het Andromeda melkwegstelsel, het dichtstbijzijnde
grote melkwegstelsel.
Net als onze eigen
Melkweg bestaat het
Andromeda stelsel uit
een schijf met in het
midden een bolvormige
concentratie van sterren.
Alle sterren, gas en
stofwolken in de schijf
draaien om het centrum
heen.
verzamelingen van sterren, die door hun onderlinge zwaartekracht bij elkaar blijven. Zulke
stelsels kunnen miljarden sterren bevatten. De Melkweg, het melkwegstelsel waarin wij ons
bevinden (en alle andere sterren die ’s nachts zichtbaar zijn) telt bijvoorbeeld naar schatting
100 miljard sterren. Clusters zijn weer verzamelingen van melkwegstelsels, die uit duizenden
melkwegstels kunnen bestaan. De totale hoeveelheid licht die een melkwegstelsel uitstraalt,
is de som van het licht van alle sterren en dus kan de helderheid vertaald worden naar de
hoeveelheid sterren in dat stelsel. Als je dan weet hoe zwaar sterren gemiddeld zijn, kan de
massa van het stelsel geschat worden. Hetzelfde principe kan gebruikt worden voor clusters.
In de dertiger jaren was de Amerikaanse sterrenkundige Zwicky de eerste die de massa
van de dichtstbijzijnde cluster van melkwegstelsels bepaalde met behulp van beide methodes.
Deze relatief nabije cluster is overigens nog zo ver weg dat de melkwegstelsels erin alleen
met een grote telescoop zichtbaar zijn. Uit de bewegingen van de melkwegstelsels in de
cluster, leidde Zwicky af dat de cluster veel zwaarder was dan uit de hoeveelheid uitgestraald
licht bleek. Kennelijk bevatte de cluster een heleboel materie die geen licht uitstraalde en die
we dus niet kunnen zien! En zo werd de term ‘missende materie’ geboren. Tegenwoordig
spreken we meestal van ‘donkere’ materie, omdat het om materie gaat die er wel is, maar die
we niet kunnen zien.
Dat niet alleen clusters zwaarder zijn dan ze lijken, maar ook melkwegstelsels zelf, werd
later duidelijk. Een heleboel melkwegstelsels, inclusief onze eigen Melkweg, hebben de vorm
van een spiraal. In figuur 7.1 is het Andromeda melkwegstelsel te zien, het dichtsbijzijnde
grote melkwegstelsel en ook een spiraalstelsel. Alle materie, zoals sterren en gas, in deze
melkwegstelsels draait rond het centrum van het stelsel, net als de aarde om de zon draait. Als
je kunt meten hoe snel het stelsel draait, kun je dus de massa van het melkwegstelsel bepalen.
In de jaren 80 van de twintigste eeuw werd het mogelijk om de beweging van het gas te meten
met grote radiotelescopen zoals die in Westerbork. Toen bleek dat ook melkwegstelsels veel
zwaarder zijn dan ze lijken. Ook melkwegstelsels bevatten dus onzichtbare materie!
Tegenwoordig weten we dat sommige melkwegstelsels wel tien keer zoveel onzichtbare
materie bevatten als zichtbare materie. In clusters van melkwegstelsels kan het wel honderd
keer zoveel zijn! Er is dus veel meer materie die we niet zien, dan die we wel zien. Tot
op heden is ook nog niet duidelijk wat die donkere materie is. Eén mogelijkheid is het bestaan van elementaire deeltjes die we nog niet ontdekt hebben. Theoretisch natuurkundigen
Nederlandse samenvatting
175
Figuur 7.2 – Links: een zwaar object als een melkwegstelsel kan als een soort lens werken. Als een
melkwegstelsel precies tussen ons en een verder weg gelegen object in zit, kunnen meerdere afbeeldingen gevormd worden van het verre object. Rechts: de eerste “dubbele quasar” die werd ontdekt, in
1979. De twee helderste objecten zijn twee afbeeldingen van dezelfde quasar (Q0957+561). De quasar
is een enorm helder object dat heel ver weg staat, veel verder dan het melkwegstelsel, het zwakkere,
meer uitgespreide object. Bron: Falco et al. (CASTLE), NASA.
zijn met grote deeltjesversnellers druk op zoek naar deze zogenaamde ‘exotische’ deeltjes.
Een andere, meer sterrenkundige, mogelijkheid is de aanwezigheid van een grote hoeveelheid compacte objecten die weinig of geen licht uitstralen. Dit zouden zwarte gaten kunnen
zijn, of de restanten van heel oude, gestorven sterren. Er is ook geopperd dat de donkere materie helemaal niet bestaat, maar dat de zwaartekrachtswetten van Newton en de Algemene
Relativiteitstheorie van Einstein wellicht aangepast moeten worden.
Voor dit proefschrift hebben we onderzoek gedaan naar de meest sterrenkundige optie,
namelijk het bestaan van een grote hoeveelheid donkere, compacte objecten. Omdat over het
algemeen wordt aangenomen dat de donkere materie zich in een soort halo rondom een melkwegstelsel bevindt, worden deze objecten Massieve Astrofysische Compacte Halo Objecten
(MACHO’s) genoemd. Ondanks dat de MACHO’s (vrijwel) geen licht uitstralen, kunnen we
ze toch waarnemen door middel van het zogenaamde gravitatielenseffect.
Zwaartekracht als telescoop
Dat lichtstralen afgebogen of gereflecteerd kunnen worden door bijvoorbeeld lenzen en spiegels, weet eigenlijk iedereen. Maar heel zware objecten in de ruimte blijken ook lichtstralen
af te buigen door hun zwaartekracht. “Do not Bodies act upon Light at a distance, and by their
action bend its rays?” vroeg Isaac Newton (1642-1727) zich in 1704 in zijn boek “Opticks”
al af. Voor de juiste berekening van dit effect zijn Newtons zwaartekrachtswetten echter
niet voldoende, daarvoor is Einsteins Algemene Relativiteitstheorie nodig. Objecten die door
hun zwaartekracht het pad van lichtstralen meetbaar beı̈nvloeden, worden gravitatielenzen
genoemd.
In 1919 werd dit effect voor het eerst gemeten tijdens een zonsverduistering. Albert
176
Nederlandse Samenvatting
Figuur 7.3 – De Grote
Magellaanse Wolk is
een zogenaamd dwergmelkwegstelsel, vlakbij
de Melkweg. Ondanks
dat het klein is voor een
melkwegstelsel, bevat
het nog altijd honderden
miljoenen sterren. Het is
relatief gemakkelijk om
veel sterren in de Grote
Magellaanse Wolk te
monitoren en zo naar
microlenzen te zoeken.
Einstein (1879-1955) had voorspeld dat de zon zwaar genoeg moest zijn om een lichtstraal
die vlak langs de zon gaat zoveel af te buigen dat het gemeten kon worden. Omdat normaal
gesproken de sterren niet zichtbaar zijn als de zon schijnt, zette Arthur Eddington (18821944) een expeditie op touw om tijdens een zonsverduistering de positie van een ster te
bepalen die vlak naast de zon aan de hemel stond. Inderdaad bleek de ster iets verschoven te
zijn ten opzichte van zijn normale positie!
De zon kan dus als gravitatielens optreden, maar zwaardere gravitatielenzen kunnen veel
spectaculairdere effecten geven. Het heeft echter tot 1979 geduurd voordat de eerste sterke
gravitatielens ontdekt werd. In figuur 7.2 is dit systeem te zien, waarin een melkwegstels
het licht van een achterliggende quasi-ster (quasar) zo vervormt, dat er twee afbeeldingen
van gevormd worden. Tegenwoordig zijn er vele gevallen bekend waar melkwegstelsels en
clusters van melkwegstelsels sterke gravitatielenseffecten veroorzaken. Een belangrijke toepassing is het ’wegen’ van de melkwegstelsels en clusters door de sterkte te meten van het
gravitatielenseffect dat ze veroorzaken.
Een speciaal geval van gravitatielenzen wordt gevormd door sterren die een achterliggend
object dubbel afbeelden. Want ondanks dat sterren veel minder zwaar zijn dan melkwegstelsels, kunnen ze toch een sterk gravitatielenseffect hebben. De omstandigheden moeten echter
wel heel uitzonderlijk zijn: de ster en het achterliggende object moeten heel precies achter
elkaar liggen en de afstand tussen ons en de ster moet veel groter zijn dan tussen ons en de
zon. Maar omdat een ster veel minder zwaar is dan een melkwegstelsel, is het gravitatielenseffect veel zwakker, waardoor de twee afbeeldingen veel dichter bij elkaar staan dan in
figuur 7.2. De beelden staan zelfs zo dicht bij elkaar dat we ze niet apart kunnen zien, zelfs
niet met de grootste telescopen. Daardoor zien we dus nog steeds maar één beeld, maar wel
één dat helderder is geworden, omdat het licht versterkt wordt. Deze speciale gevallen van
gravitatielenzen worden microlenzen genoemd, omdat een relatief klein object als een ster als
de lens fungeert.
Nederlandse samenvatting
177
MACHO’s als microlenzen
Zoals eerder opgemerkt, zou (een deel van) de donkere materie uit compacte, donkere objecten kunnen bestaan. Deze zogenaamde MACHO’s zouden zich dan in halo’s rond melkwegstelsels bevinden, maar doordat ze geen of vrijwel geen licht uitstralen niet te zien zijn. Maar
als zo’n MACHO precies voor een verder weg gelegen ster staat, zal hij door zijn zwaartekracht als microlens fungeren en het licht van de ster versterken. In de jaren 80 realiseerden
sterrenkundigen zich dat dankzij dit effect deze anders onzichtbare MACHO’s indirect toch
gedetecteerd zouden kunnen worden.
Alle sterren en andere objecten in het heelal zijn constant in beweging, al is dit meestal
niet te zien door de enorme afstanden. Daarom is het microlenseffect tijdelijk. Als een zwaar
object als een MACHO precies voor een ster staat en het licht van die ster versterkt, duurt dat
niet lang, omdat beide in beweging zijn. Omdat de lichtversterking groter is als de uitlijning
preciezer is, lijkt de helderheid van de verre ster te veranderen. Als de ster en de lens dichter
bij elkaar komen, neemt de helderheid van de ster toe en daarna neemt de helderheid weer af
als ze weer van elkaar af bewegen.
De kans dat we een microlens zien is heel klein, omdat de uitlijning zo ontzettend precies
moet zijn. Om toch een redelijke kans te hebben om het te zien, moeten een heleboel sterren
tegelijk in de gaten gehouden worden. Gelukkig is er een plek aan de hemel, die ideaal
is voor het detecteren van microlenzen veroorzaakt door MACHO’s, namelijk twee kleine
melkwegstelseltjes die in een baan rond de Melkweg draaien. Ze zijn vanaf het zuidelijk
halfrond te zien en lijken wel wat op wolken als ze ’s nachts aan de hemel staan, vandaar
hun namen, de Kleine en Grote Magellaanse Wolk. In figuur 7.3 is de grootste van de twee
te zien. De sterren in de Magellaanse Wolken staan heel dicht bij elkaar aan de hemel en
zijn daarom relatief gemakkelijk tegelijk in de gaten te houden met een telescoop. Bovendien
zitten er tussen ons en de Magellaanse Wolken erg weinig sterren. Als we een microlens zien
in één van de Magellaanse Wolken, is de kans dus groot dat het veroorzaakt wordt door een
MACHO die zich in de halo rond de Melkweg bevindt.
Twee groepen onderzoekers hebben jarenlang de helderheid van miljoenen sterren in de
Magellaanse Wolken gemeten. De oogst bestaat uit een dertigtal microlenzen. Een eenduidige conclusie over de hoeveelheid MACHO’s is er helaas nog niet. Eén van de problemen is
dat een microlenseffect ook veroorzaakt kan worden doordat twee sterren in de Magellaanse
Wolken voor elkaar langs bewegen. Als alle waargenomen microlenzen veroorzaakt zijn door
MACHO’s, bestaat ongeveer 20% van de donkere materie in de Melkweg uit kleine, compacte
objecten. Als een deel van de microlenzen eigenlijk sterren in de Magellaanse Wolken zijn,
is het echter minder.
Hoe Andromeda helpt
Voor een definitief antwoord op de vraag of (en zo ja, hoeveel) donkere materie uit MACHO’s
bestaat, zijn de Magellaanse Wolken dus niet genoeg. Gelukkig zijn er meer mogelijkheden.
Het Andromeda spiraalstelsel (figuur 7.1) is het dichtstbijzijnde grote melkwegstelsel en de
sterren in dit stelsel kunnen we ook gebruiken om microlenzen te detecteren. Behalve dat
objecten in de halo van onze eigen Melkweg als microlens kunnen optreden, heeft het Andromeda stelsel zelf ook een donkere materie halo waarin zich MACHO’s kunnen bevinden.
Natuurlijk kunnen sterren in het Andromeda stelsel ook als microlens optreden, net als
in de Magellaanse wolken. Maar toch zouden we het duidelijk moeten zien als MACHO’s
178
Nederlandse Samenvatting
verre kant
dichtbije kant
Figuur 7.4 – De hoek tussen de loodlijn op de schijf van het Andromeda
melkwegstelsel en onze gezichtslijn naar
het stelsel is zo’n 80 graden. Hierdoor
kijken we door veel meer halo heen als
we naar de verre kant van de schijf kijken dan als we naar de dichtbije kant kijken. Als de halo echt uit MACHO’s bestaat, zullen we aan de verre kant veel
meer microlenzen zien.
veel microlenzen veroorzaken. Dit komt doordat we onder een hoek van ongeveer 80 graden
naar de schijf van het Andromeda stelsel kijken. Het volgende argument wordt geı̈llustreerd
in figuur 7.4. Als rond het Andromeda stelsel een halo vol MACHO’s zit, dan is de kans
dat er één precies voor een ster staat veel groter als we naar de verre kant van de schijf
kijken dan als we naar de nabije kant kijken. De hoeveelheid microlenzen veroorzaakt door
sterren is hetzelfde aan beide kanten, maar de MACHO’s zullen aan de verre kant veel meer
microlenzen veroorzaken dan aan de nabije kant. Als de verdeling van microlenzen dus
asymmetrisch is, met veel meer microlenzen aan de verre kant dan aan de nabije kant, dan is
dat dus een teken van de aanwezigheid van donkere materie in de vorm van MACHO’s.
Er is echter een praktisch probleem met het detecteren van microlenzen in Andromeda.
Het mag dan het dichtstbijzijnde grote melkwegstelsel zijn, maar desondanks is het ontzettend
ver weg. Zo doet het licht dat de sterren in Andromeda uitstralen er zo’n 2,5 miljoen jaar over
om ons te bereiken. Door deze grote afstand staan de sterren in Andromeda zo dicht bij elkaar
aan de hemel dat we ze niet afzonderlijk kunnen onderscheiden, en dus ook niet de helderheid
van individuele sterren kunnen meten. Er is echter een methode om in de brei van sterren in
Andromeda sterren te detecteren en te monitoren die van helderheid veranderen.
De methode berust op een heel simpel idee, namelijk het van elkaar aftrekken van twee
foto’s. Aangezien grote telescopen tegenwoordig zijn uitgerust met digitale camera’s is het
vrij eenvoudig om met de computer twee foto’s van elkaar af te trekken. Als de twee foto’s
identiek zijn, blijft er niks over, maar als de foto’s verschillend zijn natuurlijk wel. Om microlenzen te detecteren hebben we daarom jarenlang foto’s gemaakt van dezelfde twee gebieden
in Andromeda. Door van die foto’s steeds eenzelfde referentiefoto af te trekken, houden we
foto’s over die alleen wat ruis bevatten, behalve op plaatsen waar een ster van helderheid is
veranderd ten opzichte van de referentiefoto. Op die plaatsen blijft een zogenaamd residu
over en door de helderheid van zo’n residu te meten, weten we hoeveel de ster in kwestie
van helderheid veranderd is. Door de gemeten helderheid in een grafiek uit te zetten tegen de
tijd, maken we zogenaamde “lichtkrommes”, die we kunnen gebruiken om de grootte van de
helderheidsveranderingen en de manier waarop dit gebeurt gemakkelijk te analyseren. Natuurlijk is deze methode in de praktijk niet zo eenvoudig als het op het eerste gezicht lijkt. De
foto’s zijn namelijk nooit precies hetzelfde, zelfs al zouden alle sterren dat wel zijn. Er zijn
namelijk een heleboel effecten die te maken hebben met de telescoop en de atmosfeer die de
foto’s beı̈nvloeden en waarvoor gecorrigeerd moet worden. Dat de methode toch werkt, is te
zien in figuur 7.5.
Een ander “probleem” is dat vrijwel alle sterren die in helderheid veranderen geen microlenzen zijn, maar sterren die van zichzelf variabel zijn. Deze sterren worden, niet geheel
Nederlandse samenvatting
179
Figuur 7.5 – Links: een heel klein deel van een foto van Andromeda. Alleen de helderste sterren zijn
echt te onderscheiden. Rechts: dezelfde foto als links, nadat de referentiefoto ervan is afgetrokken.
Wat resteert is ruis, met lichte en donkere residuen waar sterren helderder, respectievelijk zwakker zijn
dan in de referentiefoto. Voor heel heldere sterren, zoals de helderste in dit voorbeeld (eigenlijk een
voorgrondster in onze eigen Melkweg) werkt de methode niet goed en blijft troep zitten.
verrassend, variabele sterren genoemd. Deze sterren zijn zelf ook heel interessant en vormen
dus een mooi bijproduct van dit onderzoek. Het maakt het echter wel moeilijk om tussen al
die variabele sterren de microlenzen te vinden. De manier waarop we dat doen berust hoofdzakelijk op het feit dat in het geval van microlenzen de ster maar één keer van helderheid
veranderd en bovendien op een heel specifieke manier. Variabele sterren veranderen daarentegen voortdurend van helderheid. In figuur 7.6 laten we twee lichtkrommes zien, één van
een microlens en één van een variabele ster.
Dit proefschrift
Met het onderzoek in dit proefschrift hebben we geprobeerd om microlenzen in het Andromeda melkwegstelsel te detecteren om zo te kijken of een aanzienlijke hoeveelheid van de
donkere materie in compacte objecten opgesloten zit. Hoofdstuk 1 is een wetenschappelijke
introductie over donkere materie, gravitatielenzen en het detecteren van microlenzen in Andromeda en volgt in grote lijnen de voorgaande pagina’s. In hoofdstuk 2 worden de gebruikte
data beschreven en worden de methodes die gebruikt zijn om deze te analyseren in detail
beschreven.
Hoofdstuk 3 is het resultaat van de analyse van de data die we gedurende twee jaar verzameld hebben met de Isaac Newton Telescoop op La Palma. Deze analyse resulteerde in
de detectie van 14 mogelijke microlenzen. Er waren aanwijzingen dat de microlenzen meer
aan de verre kant van de schijf voorkomen dan aan de nabije kant, wat een teken is dat er
MACHO’s in de halo van Andromeda zitten. Helaas is dit aantal microlenzen vrij klein en
bovendien waren we op het moment dat we dit hoofdstuk als wetenschappelijk artikel publiceerden nog niet zover dat we een gedetailleerde analyse met modelberekeningen konden
doen, zodat het nog niet mogelijk was om een duidelijke conclusie te trekken. De belangrijkste conclusie van hoofdstuk 3 was dan ook dat onze methode in principe werkt en dat we
microlenzen kunnen detecteren, maar dat we meer data moeten gebruiken en onze methode
moeten perfectioneren om duidelijke resultaten te krijgen.
180
Nederlandse Samenvatting
Figuur 7.6
– Twee
“lichtkrommes”:
de
helderheid van een
ster
uitgezet
tegen
de tijd. De bovenste
lichtkromme is van
een variabele ster die
periodiek van helderheid
verandert. De onderste
lichtkromme is van een
microlens, die maar ´e´en
keer piekt en verder
constant blijft.
Zoals eerder opgemerkt zijn er een heleboel sterren die uit zichzelf van helderheid veranderen. In hoofdstuk 4 bestuderen we deze variabele sterren in meer detail. De meeste
variabele sterren worden in een vast ritme helderder en zwakker en de tijd tussen twee opeenvolgende pieken in helderheid noemen we de “periode” van de variabele ster. Door te kijken
naar de periode, de grootte van de helderheidsveranderingen en de vorm van de lichtkromme
kunnen we variabele sterren classificeren in verschillende soorten. In hoofdstuk 4 laten we
zien dat onze data van meer dan voldoende kwaliteit zijn om de belangrijkste klassen van
variabele sterren te herkennen. We kunnen ook zien waar de variabele sterren zich in Andromeda bevinden. Er werd altijd aangenomen dat de hoeveelheid variabele sterren aan de verre
en de nabije kant van de schijf hetzelfde zou zijn. Dit blijkt echter niet zo te zijn: aan de
verre kant zien we meer dan aan de nabije kant. Dit is een groot probleem, want het betekent
dat als we meer microlenzen zien aan de verre kant van de schijf, dit misschien niet wordt
veroorzaakt door MACHO’s, maar doordat er meer sterren zijn aan de verre kant waarvan het
licht versterkt kan worden! Maar deze asymmetrie in de verdeling van de variabele sterren
wordt zeer waarschijnlijk veroorzaakt doordat grote stofwolken in Andromeda het licht van
achterliggende sterren verzwakken, waardoor we ze niet zien. Als we op de juiste manier met
dit effect van het stof rekening kunnen houden, hoeft het geen onoverkomelijk probleem te
zijn.
Het belangrijkste hoofdstuk in dit proefschrift is hoofdstuk 5. Hierin analyseren we de
volledige verzameling waarnemingen die we gedurende vier jaar hebben gedaan met de Isaac
Newton Telescoop. Net als in hoofdstuk 3 resulteerde dit in 14 mogelijke microlenzen, maar
dit is toeval, want het zijn niet allemaal dezelfde. Van de 14 eerder gevonden kandidaten,
bleken er 4 toch variabele sterren te zijn toen we ze met deze grotere data set bestudeerden.
Ook vonden we 4 nieuwe kandidaten. Door kunstmatige microlenzen in de foto’s van Andromeda te stoppen en te kijken hoeveel ervan we detecteren met onze analysemethodes, hebben
we bepaald hoe gevoelig onze methode voor het detecteren van microlenzen is. Dit maakte
het mogelijk om onze resultaten te vergelijken met modelvoorspellingen, waarin we onder
andere ook rekening houden met het effect van stof. Van de 14 mogelijke microlenzen zitten
er inderdaad veel meer aan de verre kant dan aan de nabije kant, maar volgens de modelberekeningen veroorzaakt het stof ook zo’n asymmetrie. Uit onze analyse blijkt dat er geen
Nederlandse samenvatting
181
MACHO’s nodig zijn om het aantal door ons gevonden microlenzen te verklaren. Om de
asymmetrie in de verdeling van de microlenzen te verklaren hoeven we waarschijnlijk ook
geen beroep te doen op de aanwezigheid van MACHO’s. Onze conclusie is dus dat we geen
bewijs hebben gevonden voor het bestaan van MACHO’s in de halo van Andromeda.
Tenslotte kijken we in hoofdstuk 6 naar de mogelijkheid om microlenzen te detecteren
in het melkwegstelsel Centaurus A, dat nog veel verder weg staat dan Andromeda. Gebruik
makend van onze foto’s van Andromeda simuleren we hoe deze foto’s eruit zouden zien
als Andromeda net zo ver weg zou staan als Centaurus A, vijf keer zo ver. Onze methode
blijkt nog steeds te werken, maar alleen bijzonder heldere microlenzen zouden te zien zijn.
Onze conclusie is dan ook, dat het alleen de moeite waard is om dit te doen met hele grote
telescopen, of een telescoop in de ruimte, zoals de Hubble ruimtetelescoop.
Conclusies
Dat wetenschappelijk onderzoek meestal meer vragen oplevert dan beantwoordt, is een
cliché. Maar ook in het geval van dit proefschrift zijn er tijdens de duur van het onderzoek
veel nieuwe problemen ontdekt en nieuwe mogelijkheden voor meer onderzoek blootgelegd.
Het probleem van het effect van stof op de waargenomen verdeling van variabele sterren en
ook van microlenzen is een goed voorbeeld. En de variabele sterren zelf vormen weer een
een enorme informatiebron voor verder onderzoek.
Toch kan de centrale vraag van dit proefschrift nu wel degelijk beantwoord worden.
Dankzij dit microlensproject weten we nu dat de bijdrage van donkere, compacte objecten
aan de donkere materie klein is. Onze resultaten laten ruimte voor een kleine hoeveelheid
van deze MACHO’s in Andromeda, maar het is duidelijk dat MACHO’s niet de oplossing
zijn voor het mysterie van de donkere materie. Dit betekent natuurlijk wel dat de vraag wat
de donkere materie dan wél is, nog steeds open is.
182